Seyfert-Galaxie - Seyfert galaxy

Die Circinus-Galaxie , eine Seyfert-Galaxie vom Typ II

Seyfert-Galaxien sind neben Quasaren eine der beiden größten Gruppen aktiver Galaxien . Sie haben quasar artigen Kerne (sehr leuchtenden, entfernt und helle Quellen elektromagnetischer Strahlung) mit sehr hoher Flächenhelligkeiten , deren Spektren zeigen starke, hoch Ionisations - Emissionslinien , aber im Gegensatz zu Quasaren, ihren Wirtsgalaxien deutlich nachweisbar sind.

Seyfert-Galaxien machen etwa 10% aller Galaxien aus und gehören zu den am intensivsten untersuchten Objekten in der Astronomie , da angenommen wird, dass sie von den gleichen Phänomenen angetrieben werden, die in Quasaren auftreten, obwohl sie näher und weniger leuchtend als Quasare sind. Diese Galaxien haben supermassereiche Schwarze Löcher in ihren Zentren, die von Akkretionsscheiben aus einfallendem Material umgeben sind. Es wird angenommen, dass die Akkretionsscheiben die Quelle der beobachteten ultravioletten Strahlung sind. Ultraviolette Emissions- und Absorptionslinien bieten die beste Diagnose für die Zusammensetzung des umgebenden Materials.

Im sichtbaren Licht sehen die meisten Seyfert-Galaxien wie normale Spiralgalaxien aus , aber wenn man sie unter anderen Wellenlängen untersucht, wird deutlich, dass die Leuchtkraft ihrer Kerne von vergleichbarer Intensität ist wie die Leuchtkraft ganzer Galaxien von der Größe der Milchstraße .

Seyfert-Galaxien sind nach Carl Seyfert benannt , der diese Klasse 1943 erstmals beschrieb.

Entdeckung

NGC 1068 ( Messier 77 ), eine der ersten klassifizierten Seyfert-Galaxien

Seyfert-Galaxien wurden erstmals 1908 von Edward A. Fath und Vesto Slipher entdeckt , die das Lick-Observatorium nutzten , um die Spektren astronomischer Objekte zu untersuchen, von denen man annahm, dass es sich um „ Spiralnebel “ handelte. Sie stellten fest , dass NGC 1068 sechs helle Emissionslinien aufwies , was als ungewöhnlich angesehen wurde , da die meisten beobachteten Objekte ein Absorptionsspektrum zeigten , das Sternen entspricht .

1926 betrachtete Edwin Hubble die Emissionslinien von NGC 1068 und zwei anderen solcher "Nebel" und klassifizierte sie als extragalaktische Objekte . 1943 entdeckte Carl Keenan Seyfert weitere Galaxien ähnlich NGC 1068 und berichtete, dass diese Galaxien sehr helle stellarähnliche Kerne haben, die breite Emissionslinien erzeugen. 1944 wurde Cygnus A bei 160 MHz entdeckt und 1948 bestätigt, als festgestellt wurde, dass es sich um eine diskrete Quelle handelte. Seine doppelte Funkstruktur wurde durch den Einsatz der Interferometrie sichtbar . In den nächsten Jahren wurden weitere Radioquellen wie Supernova- Überreste entdeckt. Ende der 1950er Jahre wurden weitere wichtige Eigenschaften von Seyfert-Galaxien entdeckt, darunter die Tatsache, dass ihre Kerne extrem kompakt (< 100 pc, also "unaufgelöst") sind, eine hohe Masse (≈10 9±1 Sonnenmassen) haben und die Dauer der nuklearen Spitzenemissionen ist relativ kurz (> 10 8 Jahre).

NGC 5793 ist eine Seyfert-Galaxie, die sich über 150 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Waage befindet.

In den 1960er und 1970er Jahren wurden Forschungen durchgeführt, um die Eigenschaften von Seyfert-Galaxien besser zu verstehen. Einige direkte Messungen der tatsächlichen Größe der Seyfert-Kerne wurden durchgeführt, und es wurde festgestellt, dass die Emissionslinien in NGC 1068 in einer Region mit einem Durchmesser von mehr als tausend Lichtjahren erzeugt wurden. Es gab Kontroversen darüber, ob die Seyfert-Rotverschiebungen kosmologischen Ursprungs waren. Bestätigende Schätzungen der Entfernung zu Seyfert-Galaxien und ihres Alters waren begrenzt, da ihre Kerne in der Helligkeit über eine Zeitskala von einigen Jahren variieren; daher können Argumente mit der Entfernung zu solchen Galaxien und der konstanten Lichtgeschwindigkeit nicht immer verwendet werden, um ihr Alter zu bestimmen. Im gleichen Zeitraum wurden Forschungsarbeiten durchgeführt, um Galaxien, einschließlich Seyferts, zu vermessen, zu identifizieren und zu katalogisieren. Ab 1967 veröffentlichte Benjamin Markarian Listen mit einigen Hundert Galaxien, die sich durch ihre sehr starke ultraviolette Emission auszeichneten, wobei die Messungen der Position einiger von ihnen 1973 von anderen Forschern verbessert wurden. Damals glaubte man, dass 1% der Spiralgalaxien Seyferts sind. 1977 stellte sich heraus, dass nur sehr wenige Seyfert-Galaxien elliptisch sind, die meisten davon Spiral- oder Balkenspiralgalaxien. Im gleichen Zeitraum wurden Anstrengungen unternommen, spektrophotometrische Daten für Seyfert-Galaxien zu sammeln . Es stellte sich heraus, dass nicht alle Spektren von Seyfert-Galaxien gleich aussehen, daher wurden sie nach den Eigenschaften ihrer Emissionsspektren unterteilt . Es wurde eine einfache Einteilung in die Typen I und II vorgenommen, wobei die Klassen von der relativen Breite ihrer Emissionslinien abhängig sind . Später wurde festgestellt, dass einige Seyfert-Kerne intermediäre Eigenschaften aufweisen, was dazu führt, dass sie weiter in die Typen 1.2, 1.5, 1.8 und 1.9 unterteilt werden (siehe Klassifikation ). Frühe Durchmusterungen für Seyfert-Galaxien waren voreingenommen, nur die hellsten Vertreter dieser Gruppe zu zählen. Neuere Durchmusterungen, die Galaxien mit geringer Leuchtkraft und verdeckten Seyfert-Kernen zählen, legen nahe, dass das Seyfert-Phänomen tatsächlich recht häufig vorkommt und in 16% ± 5% der Galaxien auftritt; tatsächlich existieren mehrere Dutzend Galaxien, die das Seyfert-Phänomen aufweisen, in unmittelbarer Nähe (≈27 Mpc) unserer eigenen Galaxie. Seyfert-Galaxien bilden einen wesentlichen Teil der Galaxien, die im Markarian-Katalog erscheinen , einer Liste von Galaxien, die einen ultravioletten Überschuss in ihren Kernen aufweisen.

Eigenschaften

Optische und ultraviolette Bilder des Schwarzen Lochs im Zentrum von NGC 4151, einer Seyfert-Galaxie

Ein aktiver Galaxienkern (AGN) ist ein kompakter Bereich im Zentrum einer Galaxie, der über Teile des elektromagnetischen Spektrums eine überdurchschnittliche Leuchtkraft aufweist . Eine Galaxie mit einem aktiven Kern wird als aktive Galaxie bezeichnet. Aktive Galaxienkerne sind die leuchtendsten Quellen elektromagnetischer Strahlung im Universum, und ihre Entwicklung schränkt kosmologische Modelle ein. Je nach Typ variiert ihre Leuchtkraft über einen Zeitraum von wenigen Stunden bis zu einigen Jahren. Die beiden größten Unterklassen aktiver Galaxien sind Quasare und Seyfert-Galaxien, deren Hauptunterschied in der von ihnen emittierten Strahlungsmenge besteht. In einer typischen Seyfert-Galaxie emittiert die Kernquelle bei sichtbaren Wellenlängen eine Strahlungsmenge, die mit der der einzelnen Sterne der gesamten Galaxie vergleichbar ist, während in einem Quasar die Kernquelle mindestens um den Faktor 100 heller ist als die einzelnen Sterne. Seyfert Galaxien haben extrem helle Kerne mit einer Leuchtkraft zwischen 10 8 und 10 11 Sonnenleuchtkräften. Nur etwa 5% von ihnen sind radiohell; ihre Emissionen sind bei Gammastrahlen moderat und bei Röntgenstrahlen hell. Ihre sichtbaren und infraroten Spektren zeigen sehr helle Emissionslinien von Wasserstoff , Helium , Stickstoff und Sauerstoff . Diese Emissionslinien weisen eine starke Doppler-Verbreiterung auf , die Geschwindigkeiten von 500 bis 4.000 km/s (310 bis 2.490 mi/s) impliziert , und es wird angenommen, dass sie in der Nähe einer Akkretionsscheibe entstehen, die das zentrale Schwarze Loch umgibt.

Eddington-Leuchtkraft

Die aktive Galaxie Markarian 1018 hat in ihrem Kern ein supermassereiches Schwarzes Loch .

Eine untere Grenze für die Masse des zentralen Schwarzen Lochs kann mit der Eddington-Leuchtkraft berechnet werden . Diese Grenze entsteht, weil Licht einen Strahlungsdruck aufweist. Angenommen, ein Schwarzes Loch ist von einer Scheibe aus leuchtendem Gas umgeben. Sowohl die anziehende Gravitationskraft, die auf Elektron-Ionen-Paare in der Scheibe wirkt, als auch die abstoßende Kraft, die durch den Strahlungsdruck ausgeübt wird, folgen einem inversen quadratischen Gesetz. Wenn die vom Schwarzen Loch ausgeübte Gravitationskraft geringer ist als die Abstoßungskraft aufgrund des Strahlungsdrucks, wird die Scheibe durch den Strahlungsdruck weggeblasen.

Das Bild zeigt ein Modell eines aktiven galaktischen Kerns. Das zentrale Schwarze Loch ist von einer Akkretionsscheibe umgeben, die von einem Torus umgeben ist. Die breite Linienregion und die schmale Linienemissionsregion sind ebenso dargestellt wie Jets, die aus dem Kern austreten.

Emissionen

Die im Spektrum einer Seyfert-Galaxie zu sehenden Emissionslinien können von der Oberfläche der Akkretionsscheibe selbst stammen oder von Gaswolken, die vom Zentralmotor in einem Ionisationskegel beleuchtet werden. Die genaue Geometrie der emittierenden Region ist aufgrund der schlechten Auflösung des galaktischen Zentrums schwer zu bestimmen. Jeder Teil der Akkretionsscheibe hat jedoch eine andere Geschwindigkeit relativ zu unserer Sichtlinie, und je schneller sich das Gas um das Schwarze Loch dreht, desto breiter wird die Emissionslinie. Ebenso hat auch ein beleuchteter Scheibenwind eine ortsabhängige Geschwindigkeit.

Es wird angenommen, dass die schmalen Linien aus dem äußeren Teil des aktiven galaktischen Kerns stammen, wo die Geschwindigkeiten niedriger sind, während die breiten Linien näher am Schwarzen Loch beginnen. Dies wird durch die Tatsache bestätigt, dass die schmalen Linien nicht nachweisbar variieren, was bedeutet, dass der emittierende Bereich groß ist, im Gegensatz zu den breiten Linien, die auf relativ kurzen Zeitskalen variieren können. Die Nachhallkartierung ist eine Technik, die diese Variabilität verwendet, um zu versuchen, den Ort und die Morphologie der emittierenden Region zu bestimmen. Diese Technik misst die Struktur und Kinematik des breitlinienemittierenden Bereichs durch Beobachten der Änderungen in den emittierten Linien als Reaktion auf Änderungen im Kontinuum. Die Verwendung von Nachhall-Mapping erfordert die Annahme, dass das Kontinuum aus einer einzigen zentralen Quelle stammt. Für 35 AGN wurde ein Nachhall-Mapping verwendet, um die Masse der zentralen Schwarzen Löcher und die Größe der breiten Linienregionen zu berechnen.

In den wenigen beobachteten radiolauten Seyfert-Galaxien wird angenommen, dass die Radioemission die Synchrotronemission des Jets darstellt. Die Infrarotemission ist auf Strahlung in anderen Bändern zurückzuführen, die durch Staub in der Nähe des Kerns wiederaufbereitet wird. Die höchsten Energiephotonen wird angenommen , dass durch inverse geschaffen werden Compton - Streuung durch eine Hochtemperatur corona nahe dem schwarzen Loch.

Einstufung

NGC 1097 ist ein Beispiel für eine Seyfert-Galaxie. Im Zentrum der Galaxie liegt ein supermassereiches Schwarzes Loch mit einer Masse von 100 Millionen Sonnenmassen. Der Bereich um das Schwarze Loch emittiert große Strahlungsmengen von der Materie, die in das Schwarze Loch fällt.

Seyferts wurden zunächst als Typ I oder II klassifiziert, abhängig von den Emissionslinien, die ihre Spektren zeigen. Die Spektren von Typ-I-Seyfert-Galaxien zeigen breite Linien, die sowohl erlaubte Linien wie H I, He I oder He II als auch schmalere verbotene Linien wie O III enthalten. Sie zeigen auch einige schmalere erlaubte Linien, aber selbst diese schmalen Linien sind viel breiter als die Linien, die von normalen Galaxien gezeigt werden. Allerdings zeigen die Spektren von Typ-II-Seyfert-Galaxien nur schmale Linien, erlaubt und verboten. Verbotene Linien sind Spektrallinien, die aufgrund von Elektronenübergängen auftreten, die normalerweise von den Auswahlregeln der Quantenmechanik nicht zugelassen werden , aber dennoch eine geringe Wahrscheinlichkeit haben, spontan zu auftreten. Der Begriff "verboten" ist leicht irreführend, da die Elektronenübergänge, die sie verursachen, nicht verboten, aber höchst unwahrscheinlich sind.

NGC 6300 ist eine Galaxie vom Typ II im südlichen Sternbild Ara .

Teilweise zeigen die Spektren sowohl breite als auch schmale erlaubte Linien, weshalb sie als Zwischentyp zwischen Typ I und Typ II eingestuft werden, wie beispielsweise Typ 1.5 Seyfert. Die Spektren einiger dieser Galaxien haben sich innerhalb weniger Jahre von Typ 1.5 zu Typ II verändert. Die charakteristische breite Hα- Emissionslinie ist jedoch selten, wenn überhaupt, verschwunden. Der Ursprung der Unterschiede zwischen Typ-I- und Typ-II-Seyfert-Galaxien ist noch nicht bekannt. Es gibt einige Fälle, in denen Galaxien nur als Typ II identifiziert wurden, weil die breiten Komponenten der Spektrallinien sehr schwer zu erkennen waren. Einige glauben, dass alle Seyferts vom Typ II tatsächlich vom Typ I sind, bei dem die breiten Komponenten der Linien aufgrund des Winkels, den wir in Bezug auf die Galaxie haben, unmöglich zu erkennen sind. Insbesondere in Typ-I-Seyfert-Galaxien beobachten wir die zentrale kompakte Quelle mehr oder weniger direkt und tasten daher die Hochgeschwindigkeitswolken in der breiten Emissionsregion ab, die sich um das supermassive Schwarze Loch bewegen, von dem angenommen wird, dass es sich im Zentrum der Galaxie befindet. Im Gegensatz dazu sind bei Seyfert-Galaxien vom Typ II die aktiven Kerne verdeckt und nur die kälteren äußeren Regionen, die weiter von der breiten Emissionsregion der Wolken entfernt liegen, sind zu sehen. Diese Theorie ist als "Vereinigungsschema" der Seyfert-Galaxien bekannt. Es ist jedoch noch nicht klar, ob diese Hypothese alle beobachteten Unterschiede zwischen den beiden Typen erklären kann.

Typ I Seyfert-Galaxien

NGC 6814 ist eine Seyfert-Galaxie mit einer stark variablen Quelle von Röntgenstrahlung.

Seyferts vom Typ I sind sehr helle Quellen für ultraviolettes Licht und Röntgenstrahlen zusätzlich zum sichtbaren Licht, das von ihren Kernen kommt. Sie haben zwei Sätze von Emissionslinien in ihren Spektren: schmale Linien mit Breiten (gemessen in Geschwindigkeitseinheiten) von mehreren hundert km/s und breite Linien mit Breiten bis zu 10 4 km/s. Die breiten Linien entstehen oberhalb der Akkretionsscheibe des supermassereichen Schwarzen Lochs, von dem angenommen wird, dass es die Galaxie antreibt, während die schmalen Linien jenseits des breiten Linienbereichs der Akkretionsscheibe auftreten. Beide Emissionen werden durch stark ionisiertes Gas verursacht. Die Breitlinienemission tritt in einem Bereich von 0,1–1 Parsec auf. Der breite Linienemissionsbereich R BLR kann aus der Zeitverzögerung geschätzt werden, die der Zeit entspricht, die das Licht benötigt, um von der Kontinuumsquelle zum linienemittierenden Gas zu wandern.

Typ II Seyfert-Galaxien

NGC 3081 ist als Seyfert-Galaxie vom Typ II bekannt und zeichnet sich durch ihren blendenden Kern aus.

Typ-II-Seyfert-Galaxien haben den charakteristischen hellen Kern und erscheinen hell, wenn sie bei Infrarotwellenlängen betrachtet werden. Ihre Spektren enthalten schmale Linien, die mit verbotenen Übergängen verbunden sind, und breitere Linien, die mit erlaubten starken Dipol- oder Interkombinationsübergängen verbunden sind. NGC 3147 gilt als der beste Kandidat für eine echte Typ-II-Seyfert-Galaxie. In einigen Typ-II-Seyfert-Galaxien ergab die Analyse mit einer Technik namens Spektropolarimetrie (Spektroskopie der polarisierten Lichtkomponente ) verdeckte Typ-I-Regionen. Im Fall von NGC 1068 wurde von einer Staubwolke reflektiertes Kernlicht gemessen, was die Wissenschaftler vermuten ließ, dass ein undeutlicher Staubtorus um ein helles Kontinuum und einen breiten Emissionslinienkern herum vorhanden ist. Bei seitlicher Betrachtung der Galaxie wird der Kern indirekt durch Reflexion von Gas und Staub oberhalb und unterhalb des Torus beobachtet. Diese Reflexion bewirkt die Polarisation .

Typ 1.2, 1.5, 1.8 und 1.9 Seyfert-Galaxien

NGC 1275 , eine Seyfert-Galaxie vom Typ 1.5

1981 führte Donald Osterbrock die Notationen Typ 1.5, 1.8 und 1.9 ein, wobei die Unterklassen auf dem optischen Erscheinungsbild des Spektrums basieren, wobei die numerisch größeren Unterklassen im Vergleich zu den schmalen Linien schwächere Breitlinienkomponenten aufweisen. Zum Beispiel zeigt Typ 1.9 nur eine breite Komponente in der Hα- Linie und nicht in Balmer-Linien höherer Ordnung . Beim Typ 1.8 können in den Hβ- Linien sowie in Hα sehr schwache breite Linien nachgewiesen werden , auch wenn sie im Vergleich zu Hα sehr schwach sind. Bei Typ 1.5 ist die Stärke der Hα- und Hβ-Linien vergleichbar.

Andere Seyfert-ähnliche Galaxien

Messier 94 , eine Galaxie mit einem Seyfert-ähnlichen LINER- Kern

Neben der Seyfert-Progression von Typ I zu Typ II (einschließlich Typ 1.2 zu Typ 1.9) gibt es weitere Galaxientypen, die Seyferts sehr ähnlich sind oder als Unterklassen von ihnen angesehen werden können. Sehr ähnlich zu Seyferts sind die 1980 entdeckten Low-Ionisation Narrow-Line Emission Radio Galaxies (LINER). Diese Galaxien haben starke Emissionslinien von schwach ionisierten oder neutralen Atomen, während die Emissionslinien von stark ionisierten Atomen vergleichsweise schwach sind. LINER haben viele Eigenschaften mit Seyferts mit geringer Leuchtkraft gemeinsam. Tatsächlich sind die globalen Eigenschaften ihrer Wirtsgalaxien im sichtbaren Licht nicht zu unterscheiden. Außerdem zeigen beide einen breiten Linienemissionsbereich, aber der Linienemissionsbereich in LINERs hat eine geringere Dichte als in Seyferts. Ein Beispiel für eine solche Galaxie ist M104 im Sternbild Jungfrau, auch bekannt als Sombrero-Galaxie . Eine Galaxie, die sowohl ein LINER als auch ein Typ-I-Seyfert ist, ist NGC 7213, eine Galaxie, die im Vergleich zu anderen AGNs relativ nahe ist. Eine weitere sehr interessante Unterklasse sind die NLSy1-Galaxien, die in den letzten Jahren intensiv erforscht wurden. Sie haben viel schmalere Linien als die breiten Linien klassischer Typ-I-Galaxien, steile harte und weiche Röntgenspektren und eine starke Fe[II]-Emission. Ihre Eigenschaften deuten darauf hin, dass NLSy1-Galaxien junge AGNs mit hohen Akkretionsraten sind, was auf eine relativ kleine, aber wachsende zentrale Schwarze Lochmasse hindeutet. Es gibt Theorien, die nahelegen, dass NLSy1s Galaxien in einem frühen Entwicklungsstadium sind, und Verbindungen zwischen ihnen und ultraleuchtenden Infrarotgalaxien oder Galaxien des Typs II wurden vorgeschlagen.

Evolution

Die meisten aktiven Galaxien sind sehr weit entfernt und zeigen große Dopplerverschiebungen . Dies deutet darauf hin, dass aktive Galaxien im frühen Universum aufgetreten sind und sich aufgrund der kosmischen Expansion mit sehr hohen Geschwindigkeiten von der Milchstraße entfernen . Quasare sind die am weitesten entfernten aktiven Galaxien, von denen einige in Entfernungen von 12 Milliarden Lichtjahren beobachtet werden. Seyfert-Galaxien sind viel näher als Quasare. Da Licht eine endliche Geschwindigkeit hat, ist der Blick über große Entfernungen im Universum gleichbedeutend mit einem Blick zurück in die Zeit. Daher deutet die Beobachtung aktiver Galaxienkerne in großen Entfernungen und ihre Knappheit im nahegelegenen Universum darauf hin, dass sie im frühen Universum viel häufiger vorkamen, was darauf hindeutet, dass aktive Galaxienkerne frühe Stadien der galaktischen Evolution sein könnten . Dies führt zu der Frage, was die lokalen (modernen) Gegenstücke von AGNs wären, die bei großen Rotverschiebungen gefunden werden. Es wurde vorgeschlagen, dass NLSy1s die kleinen Rotverschiebungs-Gegenstücke von Quasaren sein könnten, die bei großen Rotverschiebungen (z>4) gefunden werden. Beide haben viele ähnliche Eigenschaften, zum Beispiel: hohe Metallizitäten oder ähnliche Muster von Emissionslinien (starkes Fe [II], schwaches O [III]). Einige Beobachtungen deuten darauf hin, dass die AGN-Emission aus dem Kern nicht kugelsymmetrisch ist und dass der Kern oft axiale Symmetrie aufweist, wobei die Strahlung in einem konischen Bereich entweicht. Basierend auf diesen Beobachtungen wurden Modelle entwickelt, um die verschiedenen Klassen von AGNs aufgrund ihrer unterschiedlichen Orientierungen in Bezug auf die beobachtete Sichtlinie zu erklären. Solche Modelle werden vereinheitlichte Modelle genannt. Einheitliche Modelle erklären den Unterschied zwischen Typ-I- und Typ-II-Galaxien als Folge davon, dass Typ-II-Galaxien von undeutlichen Torus umgeben sind, die Teleskope daran hindern, den breiten Linienbereich zu sehen. Quasare und Blazare lassen sich ganz einfach in dieses Modell einpassen . Das Hauptproblem eines solchen Vereinheitlichungsschemas besteht darin, zu erklären, warum einige AGN laut und andere laut sind. Es wurde vermutet, dass diese Unterschiede auf Unterschiede im Spin des zentralen Schwarzen Lochs zurückzuführen sind.

Beispiele

Hier sind einige Beispiele für Seyfert-Galaxien:

  • Circinus-Galaxie , hat Ringe aus Gas, die aus ihrem Zentrum ausgestoßen werden
  • Centaurus A oder NGC 5128 , anscheinend die hellste Seyfert-Galaxie von der Erde aus gesehen; eine riesige elliptische Galaxie und auch als Radiogalaxie klassifiziert, die sich durch ihren relativistischen Jet mit einer Länge von mehr als einer Million Lichtjahren auszeichnet.
  • Cygnus A , die erste identifizierte Radiogalaxie und die hellste Radioquelle am Himmel, wie sie in Frequenzen über 1 GHz zu sehen ist
  • Messier 51a (NGC 5194), die Whirlpool-Galaxie, eine der bekanntesten Galaxien am Himmel
  • Messier 66 (NGC 3627), ein Teil des Leo-Tripletts
  • Messier 77 (NGC 1068), eine der ersten klassifizierten Seyfert-Galaxien
  • Messier 81 (NGC 3031), die zweithellste Seyfert-Galaxie am Himmel nach Centaurus A
  • Messier 88 (NGC 4501), ein Mitglied des großen Virgo Clusters und eine der hellsten Seyfert-Galaxien am Himmel.
  • Messier 106 (NGC 4258), eine der bekanntesten Seyfert-Galaxien, hat einen Wasserdampf- Megamaser in ihrem Kern, der von der 22-GHz-Linie von ortho-H 2 O gesehen wird.
  • NGC 262 , ein Beispiel für eine Galaxie mit einem ausgedehnten gasförmigen HI-Halo
  • NGC 1097 hat vier schmale optische Jets, die aus seinem Kern austreten
  • NGC 1275 , dessen zentrales Schwarzes Loch die niedrigste B- Note erzeugt, die jemals aufgezeichnet wurde
  • NGC 1365 , bemerkenswert für sein zentrales Schwarzes Loch, das sich fast mit Lichtgeschwindigkeit dreht
  • NGC 1566 , eine der ersten klassifizierten Seyfert-Galaxien
  • NGC 1672 , hat einen Kern, der von intensiven Starburst-Regionen umgeben ist
  • NGC 1808 , ebenfalls eine Starburst-Galaxie
  • NGC 3079 , hat eine riesige Heißgasblase, die aus seinem Zentrum kommt
  • NGC 3185 , Mitglied der Hickson 44-Gruppe
  • NGC 3259 , auch eine starke Röntgenquelle
  • NGC 3783 , auch eine starke Röntgenquelle
  • NGC 3982 , ebenfalls eine Starburst-Galaxie
  • NGC 4151 hat zwei supermassereiche Schwarze Löcher in seinem Zentrum.
  • NGC 4395 , ein Beispiel für eine Galaxie mit geringer Oberflächenhelligkeit mit einem Schwarzen Loch mittlerer Masse in ihrem Zentrum.
  • NGC 4725 , eine der der Erde am nächsten und hellsten Seyfert-Galaxien; hat eine sehr lange spiralförmige Gaswolke, die ihr Zentrum umgibt, die im Infraroten zu sehen ist.
  • NGC 4945 , eine Galaxie, die Centaurus A relativ nahe kommt.
  • NGC 5033 hat einen Seyfert-Kern, der von seinem kinematischen Zentrum verschoben ist.
  • NGC 5548 , ein Beispiel für eine linsenförmige Seyfert-Galaxie
  • NGC 6240 , auch als ultraluminöse Infrarotgalaxie (ULIRG) klassifiziert
  • NGC 6251 , die röntgenhellste Radiogalaxie mit geringer Anregung im 3CRR-Katalog
  • NGC 6264 , ein Seyfert II mit zugehörigem AGN.
  • NGC 7479 , eine Spiralgalaxie mit Armen, die sich entgegengesetzt zu den optischen Armen öffnen
  • NGC 7742 , eine unversperrte Spiralgalaxie; auch bekannt als die Spiegelei-Galaxie
  • IC 2560 , eine Spiralgalaxie mit einem Kern ähnlich NGC 1097

Siehe auch

Anmerkungen

Verweise

Externe Links